DURÉES

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Uranus, relégué à l’extrémité de notre système planétaire , n’a que l’apparence d’une étoile de sixième ou de septième grandeur, et est rarement visible à l’œil nu. Cette planète fut découverte en 1781 par le célèbre Herschel : elle avait déjà été observée par Flamsteed , à la fin du dix-septième siècle , de même que par les astronomes Mayer, Bradley et Lemonnier, qui l’avaient prise pour une petite étoile. Uranus décrit autour du Soleil une ellipse dont le rayon moyen vaut 19,183 rayons de l’écliptique ; l’excentricité vaut 0,0467 du demi-grand axe ; et l’inclinaison de son plan sur l’écliptique n’est que de 0^77 4* On conçoit que le mouvement de cette planète doit être excessivement lent , vu son grand éloignement du Soleil , qui est d’environ 660 millions

de lieues. La lumière du Soleil , qui nous arrive en 8’ i3”, emploie près de 2 heures trois quarts à arriver jusqu’à Uranus. L’intensité de cette lumière et de la chaleur y doivent être 4oo fois moindre que sur notre Terre, et le Soleil n’y doit guères paraître que comme une étoile de première grandeur.

La révolution sidérale d’Uranus s’accomplit en 3o688i,7i3f ou Lien en 84 ans 8 jours 18 heures; la révolution tropique est de 99 jours 9 heures plus courte. Quant à la révolution synodique , elle n’est que de 36g jours et 10 heures. Le moyen mouvement tropique est de 42” par jour , ou de 42’ par 60 jours , ce qui fait à-peu-près un degré par saison. La durée de la rétrogradation de la planète est à-peu-près de i5ï jours, et l’arc de rétrogradation de 3° 36’. On n’a point encore pu reconnaître de mouvement de rotation à Uranus, à cause du grand éloignement de cette planète. L’analogie porte à croire qu’il est très-rapide , comme sur Jupiter et Saturne.

Le diamètre d’Uranus est quatre fois et demi celui de la Terre, et le volume soixante-dix-sept fois et demi celui de la Terre, mais la densité est à-peu-près le cinquième de celle de notre globe.

Le célèbre Herschel , au moyen de son grand télescope, a reconnu six satellites à Uranus, lesquels se meuvent autour de cette planète, dans

des orbes presque circulaires et perpendiculaires au plan de l’écliptique ; ce qui porterait à croire que Féquateur d’Uranus doit avoir une inclinaison semblable. L’observation de ces satellites est très-difficile ; aussi les autres astronomes n’ont pu observer , au moyen de leurs instrumens , d’une manière satisfaisante , que le second et le quatrième. On a calculé les durées des révolutions des quatre autres satellites d’après leurs plus grandes élongations et d’après la loi de Kepler, suivant laquelle les carrés des temps des révolution , sont comme les cubes des moyennes distances à l’astre central. Voici les distances des satellites d’Uranus, en prenant pour unité le rayon de la planète , ainsi que les temps des révolutions sidérales.